страница следующая ->

ISSN 0032—874X

ПРИРОДА 7 1981


ПРИРОДА
Ежемесячный популярный естественнонаучный журнал Академии наук СССР
РЕДАКЦИОННАЯ КОЛЛЕГИЯ
Главный редактор академии Н. Г. БАСОВ
Доктор физико-математических наук Е. В. АРТЮШКОВ
Доктор биологических наук А. Г. БАННИКОВ
Академик Д. К. БЕЛЯЕВ
Доктор биологических наук А. Л. ВЫЗОВ
Заместитель главного редактора В. А. ГОНЧАРОВ
Доктор физико-математических наук С. П. КАПИЦА
Академик Б. М. КЕДРОВ
Доктор физико-математических наук И. Ю. КОБЗАРЕВ
Академик Н. К. КОЧЕТКОВ
Член-корреспондент АН СССР В. Л. КРЕТОВИЧ
Доктор философских наук Н. Ф. ОВЧИННИКОВ
Заместитель главного редактора В. М. ПОЛЫНИН
Заместитель главного редактора член-корреспондент АН СССР Ю. М. ПУЩАРОВСКИЙ
Заместитель главного редактора доктор биологических наук А. К. СКВОРЦОВ
Доктор геолого-минералогических наук М. А. ФАВОРСКАЯ
Заместитель главного редактора кандидат технических наук А. С. ФЕДОРОВ
Член-корреспондент АН СССР В. Е. ХАИН
Член-корреспондент АН СССР Р. Б. ХЕСИН
Академик В. А. ЭНГЕЛЬГАРДТ
Доктор биологических наук А. В. ЯБЛОКОВ

Основан в 1912 году

МАБ — символ межправительственной программы ЮНЕСКО «Человек и биосфера» (The Man and the Biosphere). Этим символом обозначены материалы, которые журнал «Природа» публикует в рамках участия в деятельности этой программы. Подробно о программе см.: «Природа», 1979, № 1, с. 28.
На первой странице обложки. Берега Мургабских плесов зарастают мирикарией чешуйчатой и ивами. См. в номере: Агаханянц О. Е. Проблемы Сарезского озера.
Фото О. Е. Агаханянца.
На третьей странице обложки. Диффузная туманность NGC 66 11. См. в номере: Шкловский И. С. Планетарные туманности.
На четвертой странице обложки. Вещи из мегалитической гробницы III тыс. до н. э. в Прикубанье. Бронзовые крюки для доставания мяса из котла (вверху); кремневый кинжал с остатком кожи на черенке (в середине, слева); золотые бляшки (в середине, справа); золотые подвески в форме кинжальчиков (внизу, слева) и ожерелье из горного хрусталя (внизу, справа). См. в номере: Ермолова Н. М., Резепкин А. Д. Гробница III тысячелетия до нашей эры в Прикубанье.

© Издательство «Наука», «Природа», 1981 г.
7(791)
Июль 1981 года


В НОМЕРЕ

Шкловский И. С. Планетарные туманности 2

Кедров Б. М., Гиндилис Н. Л. Творческий процесс и ступени познания 14

Введенский В. Л., Ожогин В. И. Сверхчувствительная магнитометрия и биомагнетизм 23

Богатиков О. А. Эволюция магматизма в истории Земли 32

Агаханянц О. Е. Проблемы Сарезского озера 41

Николаев В. В., Семенов Р. М. Молодые вулканы Станового хребта 48

Колобашкин В. М., Попов А. И. Новые возможности лазерного абсорбционного анализа 50

Ермолова Н. М., Резепкин А. Д. Гробница III тысячелетия до нашей эры в Прикубанье 58

Суворов А. И. Сеть разломов земной коры 60

Ковалев И. Е. Иммунофармакология - новое перспективное направление современной фармакологии 69

Маленков А. Г. Проблемы и перспективы развития биофизики 78

Гершанович В. Н. Транспорт веществ в бактериальные клетки 85

Бурба Г. А. «Вояджер-1» в мире Сатурна 92

Имшенник В. С, Сасоров П. В., Франк А. Г. Школа по космической физике 99

КРАСНАЯ КНИГА
Горелов Ю. К. Колючехвостый геккончик 102

НОВОСТИ НАУКИ 103

КНИГИ, ЖУРНАЛЫ
Бирюков Б. В. «Кто Вы, доктор Кардано?» (120). 120

Шеклеин А. В. Ваши слайды должны быть хорошими... (122).

НОВЫЕ КНИГИ 124

В КОНЦЕ НОМЕРА
Верстов С. Как создать сотрудничество 127


Астрономия
«Природа», 1981, № 7

Планетарные туманности
И. С. Шкловский

Иосиф Самуилович Шкловский, член-корреспондент АН СССР, профессор Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова, заведующий отделом радиоастрономии Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга и отделом астрофизики Института космических исследований АН СССР. Автор работ по теории солнечной короны, спектральной радиоастрономии, квазарам, радиогалактикам, сверхновым звездам, пульсарам, ядрам Сейфертовских галактик. Член Королевского астрономического общества (Англия), Национальной академии наук США и Американской академии искусств и наук. Лауреат Ленинской премии. В «Природе» опубликовал ряд статей, среди них: Первое 20-летие космической эры в астрономии (1977, № 10); Физика плазмы и астрономия (1978, № 5).

Наблюдаемые в телескопы небесные светила очень грубо можно разделить на звезды и туманности. Главное различие между ними — их угловые размеры: в то время как звезды даже в самые большие телескопы выглядят как яркие точки1, туманности представляют собой более или менее протяженные объекты с хорошо выраженной структурой.
1 Наблюдаемые в телескопы звездные диски имеют инструментальное происхождение.
Термин «туманности» возник исторически и относится к небесным телам самой различной природы. Например, издавна астрономы наблюдали спиральные туманности. Впоследствии было доказано, что каждая такая туманность представляет собой гигантский коллектив звезд, сходный с нашей Галактикой и насчитывающий 10-9 — 10-12 членов. Сейчас такие туманности называются галактиками, причем далеко не всегда они имеют спиральную структуру. В нашей Галактике (так же, как и в других) имеются большие причудливой формы газовые облака с примесью пыли, массы которых иногда в десятки тысяч раз превышают массу Солнца. Это так называемые диффузные туманности, типичным представителем которых является туманность Ориона или, например, туманность NGC 6611. Диффузные туманности концентрируются к плоскости симметрии нашей Галактики, а также других спиральных галактик. Значение диффузных туманностей для астрономии огромно: в некоторых из них, наиболее плотных и холодных, происходит во многом пока еще загадочный процесс образования звезд путем конденсации сравнительно разреженной среды под действием силы тяготения.
Совершенно иную природу имеют планетарные туманности, названные так В. Гершелем за компактную форму, иногда напоминающую планетные диски. В центре планетарной туманности, как правило, наблюдается довольно слабая звездочка — ее ядро. Так же, как и диффузные, планетарные туманности состоят в основном из газа. Но в то время как диффузные туманности представляют собой молодые (разумеется, по астрономическим масштабам) объекты и являются как бы колыбелью звезд, наличие планетарных туманностей, как выяснилось четверть века назад, указывает на финальную стадию эволюции звезды, с которой эта туманность генетически связана,— т. е. ее ядра.
В развитии астрономии XX в. планетарные туманности сыграли выдающуюся роль. На рубеже этого века все большее значение стали приобретать астрофизические методы исследования. Изучение спектров различных небесных светил открыло возможность количественного анализа их химического состава, температуры, давления и других характеристик. Это оказалось возможным только после выдающихся достижений экспериментальной и теоретической физики в области понимания природы излучения (прежде всего, открытие формулы Планка) и строения атома (теория Бора и ее последующее развитие в квантовой механике). И тут оказалось, что наиболее удобной «космической лабораторией», где можно проверять в условиях, недостижимых на Земле, удивительные результаты и предсказания атомной физики, являются планетарные туманности. Это объясняется сравнительной простотой их строения, в результате их можно было исследовать количественно с помощью построения несложных моделей.
Еще в прошлом веке было установлено, что ядра планетарных туманностей представляют собой голубые объекты, т. е. поверхностная температура этих звездочек очень высока; вместе с тем их светимость невелика, что говорит о малых линейных размерах. Все вместе это означает, что ядра планетарных туманностей представляют собой очень горячие карлики. Из-за высокой поверхностной температуры мощность их ультрафиолетового излучения должна быть велика, существенно превосходя мощность излучения в видимой части спектра. Ультрафиолетовое излучение ядра либо полностью, либо частично поглощается окружающей его планетарной туманностью. При этом образующие туманность газы ионизуются.
Процессы ионизации дают начало ряду других элементарных процессов, по существу, сводящихся к разного рода неупругим столкновениям электронов и ионов. Довольно быстро (скажем, за тысячу лет) в туманности устанавливается ионизационное равновесие, при котором число элементарных процессов, приводящих к ионизации (преимущественно — фотоионизации ультрафиолетовым излучением ядра наиболее обильных в туманности атомов водорода), равно числу процессов, приводящих к нейтрализации (в основном это рекомбинация электронов и протонов, сопровождающаяся излучением квантов). В процессе фотоионизации оторванные от атомов электроны приобретают довольно значительную, порядка нескольких электронвольт энергию; сталкиваясь с атомами и ионами туманности, они передают этим частицам часть своей кинетической энергии. Одновременно путем неупругих столкновений электроны возбуждают атомы и ионы, которые затем излучают кванты преимущественно в видимой части спектра. Именно это излучение и является причиной наблюдаемого свечения планетарных туманностей. Иными словами, планетарные туманности являются машиной, преобразующей ультрафиолетовые кванты, излученные их горячими ядрами, в кванты видимого света. В физике такой процесс уже давно известен и назван флюоресценцией. Однако масштаб этого явления в планетарных туманностях невообразимо превосходит то, что можно осуществить в лабораторных условиях.
Ультрафиолетовое излучение ядра нагревает газ планетарных туманностей до некоторой равновесной температуры, близкой к 7—8 тыс. градусов. Хотя мощность и «жесткость» ультрафиолетового излучения ядер меняется в довольно широких пределах, температура газа в планетарных туманностях меняется мало: там существует мощный «термостат» — возбуждаемые электронным ударом ионы кислорода, азота, серы и других элементов. Как только температура газа немного поднимется, резко увеличивается количество неупругих электронных ударов, приводящих к возбуждению ионов, электроны быстро теряют энергию, возвращаясь к своей первоначальной температуре, и наоборот, при уменьшении притока энергии уменьшается эффективность охлаждения.
Особое значение имело исследование так называемых запрещенных линий, наблюдаемых в спектрах планетарных туманностей. Еще в прошлом веке, на заре астрономической спектроскопии, было обращено внимание на две самые яркие линии в спектрах планетарных туманностей, получивших название N1, и N2. Эти линии в течение ряда десятилетий никак не удавалось отождествить с какими-либо известными линиями химических элементов, в избытке наблюдаемых, например, в спектре Солнца. Только в 1927 г. на основе достижений лабораторной спектроскопии удалось отождествить их с «запрещенными» линиями дважды ионизованного кислорода. Вскоре ряд других, тоже довольно ярких линий, был отождествлен с запрещенными линиями ионизованных азота, серы и других элементов.
Как известно, запрещенные линии возникают при переходах между энергетическими уровнями атомов, нарушающих установленные в спектроскопии правила отбора. Эти правила отнюдь не абсолютны, так как относятся только к так называемому дипольному излучению. Всегда имеется отличная от нуля вероятность совершить запрещенный переход. Однако в лабораторных условиях такой переход не реализуется, поскольку из-за столкновений с другими частицами атомы переходят в нижнее, менее возбужденное состояние без излучения. В то время как продолжительность пребывания атома в возбужденном состоянии, исходном при излучении «нормальных» спектральных линий, исчисляется стомиллионными долями секунды, время жизни на метастабильных уровнях, при переходе с которых излучаются запрещенные линии, может превосходить несколько секунд и даже часов! Если за это время возбужденный атом не столкнется с какой-нибудь частицей (прежде всего с электроном), то он успеет перейти в нижнее состояние, излучив запрещенную линию. Следовательно, необходимое условие излучения таких линий — достаточно низкая плотность вещества, что и имеет место в туманностях. Обычная концентрация частиц там ~10-4 см-3, т. е. в 10-15 раз меньше концентрации молекул в земной атмосфере — величина достаточно низкая, чтобы не помешать излучению запрещенных линий.
Многолетние исследования привели к обнаружению в планетарных туманностях ряда интересных процессов, характерных для разреженной плазмы, находящейся под воздействием жесткого ультрафиолетового излучения с плотностью энергии на 14-15 порядков меньше равновесного (т. е. описываемого формулой Планка) при той же температуре. Например, было обнаружено излучение с непрерывным спектром, возникающее при «двухфотонной» рекомбинации, когда вместо одного «лайман-альфа»-фотона излучаются два с той же суммарной энергией. Наблюдались также удивительные резонансные явления, приводящие к аномально сильному возбуждению некоторых атомных уровней.
Большое значение имел тщательный химический анализ плазмы планетарных туманностей. Так, в них сравнительно высоко относительное содержание углерода — в 5 раз больше, чем на Солнце. Возможно, это связано с условиями образования планетарных туманностей. Тщательные спектрофотометрические исследования позволили выявить характерные закономерные различия в химическом составе различных планетарных туманностей. Так, по мере приближения к центру Галактики, плавно возрастает относительное содержание Не, О, S. Есть также намеки на различия в химическом составе планетарных туманностей, находящихся на разных расстояниях от галактической плоскости.
Не будет преувеличением сказать, что на планетарных туманностях теоретическая астрофизика 20-х и 30-х годов нашего столетия «оттачивала» свою методику и постепенно становилась «количественной» наукой. Однако для понимания природы планетарных туманностей, их происхождения, эволюции и связи с другими объектами Вселенной одного лишь знания механизма излучения совершенно недостаточно. Необходимо было привлечь другие представления, и прежде всего — статистические, которые должны ответить на вопрос: как много планетарных туманностей в Галактике? Ответ может быть получен только тогда, когда мы научимся точно определять расстояния до планетарных туманностей. Очевидно, чем больше расстояние до ближайших планетарных туманностей, тем меньше этих объектов в Галактике.
Для оценки их полного количества в нашей звездной системе надо еще знать общий характер их распределения, определяемый степенью концентрации к галактическому центру и плоскости симметрии Галактики — ее экватору. Эти характеристики можно получить из разброса пространственных скоростей планетарных туманностей (например, по доплеровскому смещению их спектральных линий): чем больше этот разброс, тем меньше концентрация объектов к галактической плоскости и тем больше их концентрация к галактическому центру. Такой вывод относится не только к планетарным туманностям, но и к любому типу населения Галактики, состоящему из разного рода звезд и туманностей. Из спектральных наблюдений следует, что пространственное распределение планетарных туманностей является как бы промежуточным между чисто сферическим распределением шаровых скоплений и короткопериодических цефеид и плоским распределением облаков диффузных туманностей, массивных звезд, долгопериодических цефеид и пр. Известно далее, что промежуточное распределение характерно для довольно старых, сравнительно маломассивных звезд, образующих диск нашей Галактики.
Вернемся теперь к вопросу об абсолютном значении расстояний до планетарных туманностей. До середины 50-х годов этот вопрос оставался без ответа. Оценки расстояний до отдельных туманностей, полученные разными авторами, зачастую расходились в 10 раз, отсюда можно было сделать только тривиальное утверждение, что объекты находятся где-то в Галактике. Обычные методы, применяемые в звездной астрономии (например, метод тригонометрических параллаксов, метод спектральных параллаксов и пр.) за единичными исключениями не работали.
В 1956 г. автор этой статьи предложил простой метод определения расстояний до отдельных планетарных туманностей, оказавшийся весьма эффективным и теперь, спустя четверть столетия,— общепринятым 2. Этот метод пригоден для подавляющего большинства планетарных туманностей, которые «насквозь» прозрачны для ионизующего ультрафиолетового излучения центральной звезды. Существенным является то обстоятельство, что туманность расширяется со сравнительно небольшой скоростью v, порядка нескольких десятков километров в секунду. Для сравнения заметим, что оболочки взрывающихся звезд расширяются со скоростью нескольких тысяч километров в секунду. Поэтому картина сравнительно медленного расширения планетарных туманностей вполне может быть уподоблена тому, как в комнате расплывается кольцо табачного дыма.
2 Шкловский И. С. Астрономический журнал. 1956, т. 33, с. 222.
По мере расширения планетарной туманности средняя плотность образующих ее частиц n будет меняться как R -3, где R = v•t — размер туманности, t — продолжительность ее жизни. Так как светимость туманности L пропорциональна числу столкновений между ионами и электронами, приводящих к излучению, то можно написать: L ~ R3 • z ~ R3 • R -6 ~ R -3, где z = n2 — число столкновений в единице объема. Отсюда следует вывод, что по мере расширения такой «прозрачной» туманности мощность ее излучения будет падать весьма быстро, как R -3 ~ t -3. С другой стороны, не зависящая от расстояния до объекта поверхностная яркость I ~ L/R2 ~ R-5. Далее, имеем простое соотношение: R = r • ф, где r — искомое расстояние до туманности, ф — угол, под которым виден наблюдателю ее радиус. Отсюда с учетом, что R~ I-1/5, получаем основное соотношение: r~ I-1/5 • ф-1.
Эту формулу легко обобщить на случай неизбежных различий в массах М туманностей: r~ М2/5 I-1/5ф-1. Заметим, однако, что зависимость расстояния от массы слабая, и в первом приближении ее можно не учитывать. Хотя зависимость r от поверхностной яркости I еще слабее, ее надо учитывать, так как поверхностная яркость планетарных туманностей меняется в весьма широких пределах. Существенно, что как ф, так и I определяются непосредственно из наблюдений (впрочем, для нахождения поверхностной яркости надо еще знать межзвездное поглощение света, которое зачастую достигает больших значений).
Приведенная формула дает систему относительных расстояний до планетарных туманностей: если известны абсолютные расстояния хотя бы до очень немногих (даже до одного) из этих объектов, можно определить расстояния до всех прозрачных туманностей. Таким методом к настоящему времени определено расстояние до многих планетарных туманностей. Все же следует сказать, что расстояния до отдельных планетарных туманностей известно с точностью до множителя 2. Это, конечно, гораздо лучше, чем четверть века тому назад, но все же хотелось бы большей точности.
Зная (с указанной выше точностью) расстояния до планетарных туманностей, можно при известном пространственном распределении найти их полное количество в Галактике. Соответствующие вычисления дают значение ~ 40 000; из них непосредственно наблюдались и занесены в каталоги ~ 1300 туманностей. Существенно, что планетарные туманности представляют собой довольно эфемерные, маложивущие космические объекты.
Планетарная туманность «средней» яркости имеет радиус порядка 0,1 пс (3•10-17 см). Полагая, что скорость ее расширения составляет 30 км/с, получим, что время удвоения радиуса туманности примерно равно 10-11 с (~ 3•10-3 лет). При таком удвоении поверхностная яркость уменьшится довольно значительно, почти в 30 раз. А за время порядка 30 000 лет поверхностная яркость туманности уменьшится в 10-5 раз, и она перестанет быть видимой. Таким образом, время жизни планетарной туманности (точнее, время, в течение которого она может быть наблюдаема) — всего лишь несколько десятков тысяч лет. Так как полное количество таких туманностей в Галактике составляет несколько десятков тысяч, то для поддержания их динамического равновесия в Галактике ежегодно в среднем должна возникать одна планетарная туманность. За последние 6—7 млрд лет, в течение которых Галактика была примерно такой же, какой мы наблюдаем ее сейчас, в ней возникло 6—7 млрд планетарных туманностей, вещество которых рассеялось в межзвездной среде.

страница следующая ->